Büyük patlamadan sonraki on beş dakika içinde evren, ilk kimyasal elementleri üretti: Hidrojen, helyum, eser miktarda lityum. 14 milyar yıl sonra hidrojen ve helyumun %2’si bugün periyodik tabloda bulunan geniş element serisini oluşturmuştur. Yeni elementler üretme sürecine “nükleosentez” denir. Girişte şunu belirtmek gerekir ki, astrokimya ve elementlerin, özellikle demirden daha ağır elementlerin oluşumu çok karmaşıktır, hala araştırılmaktadır ve bilinmezlikler mevcuttur. Şimdi, yayınlamış en güncel ve kabul görmüş bilgilerle hafif ve ağır elementlerin oluşumunu daha detaylı anlamaya çalışalım.
En Hafif Elementleri Oluşturan “BIG BANG NÜKLEOSENTEZİ”
Bu süreç evrenin yeterince sıcak olduğu birkaç dakika ile sınırlıdır. Büyük patlama nükleosentezi, evren 10 milyar Kelvin sıcaklığındayken, yüksek enerjili proton ve elektronlar arasındaki çarpışmalarla üretilen bol miktarda serbest nötron varlığında meydana geldi. Sıcaklık 1 milyar Kelvin’e düştüğünde bu serbest nötronlar döteryum (2H) oluşturmak için protonlarla kaynaştı. 2 döteryum çekirdeği ise helyum yapmak için hızla birleşti. Protonlar, nötronlar ve helyum arasındaki yan reaksiyonlar eser miktarda lityum oluşturdu. Ancak reaksiyonlar daha ağır elementlere ilerleyemedi çünkü genişlemekte olan evren hızla soğuyarak füzyonu durdurdu. (Füzyon: iki hafif elementin nükleer reaksiyonlar sonucu birleşerek daha ağır bir element oluşturmasıdır.)
Bu süreçten sonra ilk yıldız, Büyük Patlama’dan yaklaşık 100 milyar yıl sonra oluşmuştur. Bu zamandan önce gaz, yerçekiminin termal basıncın üstesinden gelmesi ve gazı yıldızlara çökertmesi için yeterince soğuk değildi. Bir yıldızın çekirdeğindeki hidrojen tükendiğinde yıldız ölmeye başlar ve ölmekte olan yıldız genişleyerek kırmızı bir dev haline gelir. Ve helyum atomlarını kaynaştırarak karbon atomları üretmeye başlar. Böylece “helyum yakma” süreci başlamış olur ve diğer elementlerin üretimi gerçekleşir. Yani, kısaca ilk elementlerden sonraki, nikele kadar olan elementler bu yıldızların çekirdeklerindeki füzyonlarla oluştular.
Aşağıdaki görsel ile bu süreçte oluşmuş elementleri ve sırasını inceleyelim:
Peki Daha Ağır Olan Altın, Uranyum Gibi Elementler Nasıl Oluştu?
Atomların büyük boyutlara ulaşması için nötronları hızla emmeleri gerekir. Buna “hızlı nötron yakalama işlemi” denir. (r-process) Bu işlemde bir atom çekirdeği nötron bombardımanına tutulur. Nikelden daha ağır elementlerin büyük çoğunluğu çeşitli nötron yakalama biçimleriyle oluşur. Big Bang nükleosentezinden sonra, nötron yakalama, nükleosentezde baskın süreç değildir çünkü sadece belirli durumlarda ve yeterli miktarda serbest nötron akışı oluşur.
Bir nötron yıldızındaki nötronlar nükleosenteze katılabilir. Son bulgular, ağır elementlerin çoğunun, süpernovalarda ölen büyük yıldızların kalıntıları olan “nötron yıldızlarının” çarpışması ile oluştuğunu öne sürdü. Dünya’nın tüm okyanuslarının kütlesine eşit miktarda altın, uranyum ve diğer ağır elementler, muhtemelen milyarlarca yıl önce iki nötron yıldızının çarpışmasından güneş sistemine geldi. Yani, “bizler de ölmüş yıldızların tozlarıyız” demek hiç de yanlış olmaz! Aynı olay bugün gerçekleşecek olsaydı, patlamadan gelen ışık tüm gece gökyüzünü gölgede bırakacak ve dünyadaki yaşam için felaket anlamına gelecekti. Birleşme meydana geldikten kısa bir süre sonra, yeni doğan kara deliğin kutuplarından, gama ışını patlaması olarak bilinen dev bir patlama patlayacaktı. Yakındaki bir gama ışını patlaması kitlesel bir yok oluşa neden olur. Neyse ki, nötron-yıldız birleşmeleri Samanyolu’nda yalnızca yaklaşık her 100.000 yılda bir gerçekleşiyor ve yakınlarda meydana gelenler ise çok daha az sıklıkta oluyor, bu nedenle herhangi bir acil tehlike altında değiliz.
Aşağıdaki periyodik tablodan hangi elementin hangi olaylarla oluştuğunu inceleyebilirsiniz:
Kaynaklar: